Ciemna energia

Ciemna energia, siła odpychająca, która jest dominującym składnikiem (69,4 procent) wszechświata. Pozostała część wszechświata składa się ze zwykłej materii i ciemnej materii. Ciemna energia, w przeciwieństwie do obu form materii, jest względnie jednorodna w czasie i przestrzeni i jest grawitacyjnie odpychająca, a nie przyciągająca, w objętości, którą zajmuje. Natura ciemnej energii wciąż nie jest dobrze poznana.

Read More on This Topic

astronomia: Ciemna energia

W latach 80. astronomowie zaczęli używać supernowych typu Ia jako świec standardowych. Uważa się, że powstają one w następujący sposób. Biała…

Rodzaj kosmicznej siły odpychającej został po raz pierwszy zasugerowany przez Alberta Einsteina w 1917 roku i był reprezentowany przez termin „stała kosmologiczna”, którą Einstein niechętnie wprowadził do swojej ogólnej teorii względności, aby przeciwdziałać przyciągającej sile grawitacji i tłumaczyć wszechświat, który z założenia miał być statyczny (ani się nie rozszerzał, ani nie kurczył). Po odkryciu w latach dwudziestych XX wieku przez amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a, że wszechświat nie jest statyczny, lecz w rzeczywistości rozszerza się, Einstein nazwał dodanie tej stałej swoim „największym błędem”. Jednakże zmierzona ilość materii w budżecie masowo-energetycznym wszechświata była nieprawdopodobnie niska, a zatem jakiś nieznany „brakujący składnik”, podobnie jak stała kosmologiczna, był potrzebny do uzupełnienia tego deficytu. Bezpośrednie dowody na istnienie tego składnika, który został nazwany ciemną energią, zostały po raz pierwszy przedstawione w 1998 roku.

Ciemna energia jest wykrywana przez jej wpływ na tempo rozszerzania się wszechświata i jej wpływ na tempo tworzenia się wielkoskalowych struktur, takich jak galaktyki i gromady galaktyk, poprzez niestabilności grawitacyjne. Pomiar tempa ekspansji wymaga użycia teleskopów do pomiaru odległości (lub czasu podróży światła) obiektów widzianych w różnych skalach wielkości (lub przesunięciach ku czerwieni) w historii wszechświata. Te wysiłki są zwykle ograniczone przez trudności w dokładnym pomiarze odległości astronomicznych. Ponieważ ciemna energia działa przeciwnie do grawitacji, jej większa ilość przyspiesza ekspansję Wszechświata i opóźnia tworzenie się wielkoskalowych struktur. Jedną z technik pomiaru tempa ekspansji jest obserwacja jasności pozornej obiektów o znanej jasności, takich jak supernowe typu Ia. Ciemna energia została odkryta tą metodą w 1998 roku przez dwa międzynarodowe zespoły, w skład których wchodzili amerykańscy astronomowie Adam Riess (autor tego artykułu) i Saul Perlmutter oraz australijski astronom Brian Schmidt. Oba zespoły korzystały z ośmiu teleskopów, w tym z Obserwatorium Kecka i Obserwatorium MMT. Supernowe typu Ia, które eksplodowały, gdy wszechświat miał tylko dwie trzecie swoich obecnych rozmiarów, były słabsze, a przez to bardziej odległe, niż byłyby we wszechświecie bez ciemnej energii. Sugeruje to, że tempo ekspansji wszechświata jest teraz szybsze niż w przeszłości, co jest wynikiem obecnej dominacji ciemnej energii. (Ciemna energia była znikoma we wczesnym wszechświecie.)

Badanie wpływu ciemnej energii na strukturę wielkoskalową polega na mierzeniu subtelnych zniekształceń w kształtach galaktyk wynikających z zaginania przestrzeni przez interweniującą materię, zjawiska znanego jako „słabe soczewkowanie”. W pewnym momencie w ciągu ostatnich kilku miliardów lat, ciemna energia stała się dominująca we wszechświecie i tym samym uniemożliwiła formowanie się większej ilości galaktyk i gromad galaktyk. Ta zmiana w strukturze wszechświata jest ujawniana przez słabe soczewkowanie. Inną miarą jest liczenie gromad galaktyk we Wszechświecie, aby zmierzyć objętość przestrzeni i tempo, w jakim ta objętość rośnie. Celem większości badań obserwacyjnych ciemnej energii jest zmierzenie jej równania stanu (stosunek jej ciśnienia do gęstości energii), zmian jej właściwości oraz stopnia, w jakim ciemna energia zapewnia kompletny opis fizyki grawitacyjnej.

W teorii kosmologicznej, ciemna energia jest ogólną klasą składników w tensorze naprężenia-energii równań pola w ogólnej teorii względności Einsteina. W teorii tej istnieje bezpośrednia zależność pomiędzy materią-energią wszechświata (wyrażoną w tensorze) a kształtem czasoprzestrzeni. Zarówno gęstość materii (lub energii) (wielkość dodatnia), jak i ciśnienie wewnętrzne przyczyniają się do powstania pola grawitacyjnego danego elementu. Podczas gdy znane składniki tensora naprężenia-energii, takie jak materia i promieniowanie, zapewniają przyciągającą grawitację poprzez zaginanie czasoprzestrzeni, ciemna energia powoduje odpychającą grawitację poprzez ujemne ciśnienie wewnętrzne. Jeśli stosunek ciśnienia do gęstości energii jest mniejszy niż -1/3, co jest możliwe w przypadku składnika o ujemnym ciśnieniu, to składnik ten będzie grawitacyjnie samoodpychający. Jeśli taki składnik zdominuje wszechświat, będzie przyspieszał ekspansję wszechświata.

Najprostszym i najstarszym wyjaśnieniem ciemnej energii jest to, że jest to gęstość energii nieodłącznie związana z pustą przestrzenią, czyli „energia próżni”. Matematycznie, energia próżni jest równoważna stałej kosmologicznej Einsteina. Pomimo odrzucenia stałej kosmologicznej przez Einsteina i innych, współczesne rozumienie próżni, oparte na kwantowej teorii pola, zakłada, że energia próżni powstaje naturalnie z całości fluktuacji kwantowych (tj. wirtualnych par cząstka-antycząstka, które powstają i wkrótce potem anihilują się nawzajem) w pustej przestrzeni. Jednakże obserwowana gęstość energii kosmologicznej próżni wynosi ~10-10 ergów na centymetr sześcienny; wartość przewidywana z kwantowej teorii pola wynosi ~10110 ergów na centymetr sześcienny. Ta rozbieżność wynosząca 10120 była znana jeszcze przed odkryciem znacznie słabszej ciemnej energii. Chociaż fundamentalne rozwiązanie tego problemu nie zostało jeszcze znalezione, pojawiły się rozwiązania probabilistyczne, motywowane teorią strun i możliwością istnienia dużej liczby rozłącznych wszechświatów. W tym paradygmacie niespodziewanie niska wartość stałej jest rozumiana jako wynik jeszcze większej liczby możliwości (tj. wszechświatów) wystąpienia różnych wartości stałej i losowego wyboru wartości wystarczająco małej, aby umożliwić powstanie galaktyk (a więc gwiazd i życia).

Inna popularna teoria ciemnej energii mówi, że jest to przejściowa energia próżni wynikająca z energii potencjalnej pola dynamicznego. Znana jako „kwintesencja”, ta forma ciemnej energii zmieniałaby się w czasie i przestrzeni, zapewniając w ten sposób możliwy sposób odróżnienia jej od stałej kosmologicznej. Jest ona również podobna w mechanizmie (choć ogromnie różna w skali) do energii pola skalarnego przywoływanej w inflacyjnej teorii wielkiego wybuchu.

Innym możliwym wyjaśnieniem ciemnej energii są defekty topologiczne w strukturze wszechświata. W przypadku wewnętrznych defektów czasoprzestrzeni (np. kosmiczne struny lub ściany), produkcja nowych defektów w miarę rozszerzania się wszechświata jest matematycznie podobna do stałej kosmologicznej, chociaż wartość równania stanu dla defektów zależy od tego, czy defekty są strunami (jednowymiarowymi) czy ścianami (dwuwymiarowymi).

Próbowano również zmodyfikować grawitację, aby wyjaśnić zarówno obserwacje kosmologiczne jak i lokalne bez potrzeby istnienia ciemnej energii. Próby te powołują się na odstępstwa od ogólnej teorii względności w skalach całego obserwowalnego wszechświata.

Poważnym wyzwaniem dla zrozumienia przyspieszonej ekspansji z lub bez ciemnej energii jest wyjaśnienie stosunkowo niedawnego wystąpienia (w ciągu ostatnich kilku miliardów lat) prawie równej gęstości ciemnej energii i ciemnej materii, mimo że musiały one ewoluować inaczej. (Aby struktury kosmiczne mogły się uformować we wczesnym wszechświecie, ciemna energia musiała być nieistotnym składnikiem). Ten problem znany jest jako „problem koincydencji” lub „problem dostrojenia”. Zrozumienie natury ciemnej energii i wielu związanych z nią problemów jest jednym z najbardziej trudnych wyzwań współczesnej fizyki.